Nucleosíntesi primordial

En cosmologia, la nucleosíntesi primordial és el breu període després del big bang durant el qual es van formar determinats elements lleugers.

En aquest període, la temperatura de l'Univers primigeni permeté la formació de determinats elements: l'hidrogen (H), el deuteri (D), els isòtops ³He, 4He i 7Li). La sorprenent coincidència entre els valors predits i les abundàncies d'aquests elements inferides a partir de les observacions es pot considerar un complet èxit de la teoria.

El model estàndard del big bang assumeix l'existència de tres famílies de neutrins (associades a l'electró, el muó i el tau), així com un valor concret de la vida mitjana del neutró (una de les avaluacions més recents és τn = 886,7±1,9 s). En aquest context, els càlculs de nucleosíntesi primordial depenen principalment d'un sol paràmetre: la proporció entre el nombre de barions, i fotons en l'Univers, η.

Els primers estudis de nucleosíntesi primordial van començar amb els treballs de George Gamow, Ralph Alpher, i Robert Hermann als anys 40: consideraven l'Univers primigeni com un forn nuclear en el qual podia «cuinar-se» la totalitat de la taula periòdica dels elements, especulació incorrecta, però que els va dur a predir l'existència de la radiació de fons. Els càlculs esmentats parteixen de dues hipòtesis: la primera, que l'Univers homogeni i isòtrop es pot descriure mitjançant la teoria de la relativitat general, i la segona, que la temperatura de l'Univers en les seves fases inicials era prou elevada com per a presentar un estat d'equilibri estadístic nuclear entre les distintes espècies. Després de 10-4 segons, la temperatura era 1012 K (uns 100 MeV).

En l'era leptònica, l'Univers hauria estat una mescla de diferents partícules, en què la proporció aproximada entre barions i fotons era η = 10-10. En aquesta fase, el ritme d'expansió de l'Univers era major que les escales de temps de les diverses interaccions (electromagnètica, forta, o dèbil), i per tant les reaccions nuclears es produïen tant en un sentit, com a la inversa, i mantenien l'equilibri entre les espècies. Quan el ritme d'expansió és inferior a alguna interacció, es produeix el desacoblament. Als 0,1 segons l'Univers s'havia refredat fins a una temperatura T = 3·10¹⁰ K (uns 4 MeV). El temps característic de les interaccions dèbils és proporcional a T⁵, i per tant menys sensible als canvis de temperatura: els neutrins deixaren d'estar en equilibri, i es desacoblaren, i començaren a expandir-se adiabàticament a una temperatura inversament proporcional a la mida de l'Univers. Altres formes d'interacció dèbil com neutró + positró ↔ protó + antineutrí eren encara prou ràpides com per a mantenir un equilibri entre neutrons i protons. Alguns autors hi han suggerit escenaris alternatius.

L'existència d'inhomogeneïtats hauria tingut una notable repercussió en la nucleosíntesi primordial. Passat 1 segon després del big bang (T = 10 ¹⁰ K, 1 MeV), les reaccions que mantenien l'equilibri entre neutrons i protons es tornaren més lentes que l'expansió. La proporció n/p es "congelà" a l'entorn de 0,18. D'aquesta manera, el major contingut de protons donaria com a resultat l'abundància d'hidrogen i heli. Als 10 segons (T = 3·109 k, 0,5 MeV), els fotons deixaren de ser prou energètics per crear parells electró-positró. Es produí una aniquilació que dona lloc a una proporció d'un electró per cada 1.000 milions de fotons. Va ser la fi de l'era leptònica, i donà lloc a l'era de la radiació, que durà fins passats 100.000 anys del big bang, moment en què matèria i energia es desacoblaren, a uns 3.000 K, i produïren la radiació de fons, que a causa del desplaçament al roig, ara tenen una temperatura d'antena d'uns 2,7 K.

Durant l'era de la radiació, no es va poder produir deuteri, o nuclis més pesants, fins que la temperatura descendí a 9·108 K (0,1 MeV), uns 200 segons després de l'explosió. En aquest moment, la síntesi del deuteri es produí en quantitats apreciables i començà la nucleosíntesi primordial. El deuteri es combinà amb els protons: D+p↔³He. Poc després, la major part dels neutrons lliures s'integraren en 4He. Amb una proporció n/p = 0,15, lleugerament a la congelació la proporció d'hidrogen, i heli-4, és d'un 75%, i un 25% respectivament. Tal com anticiparen Enrico Fermi, i els seus col·laboradors, com que hi ha nuclis atòmics estables de massa atòmica A = 5, o A = 8, l'activitat nuclear pràcticament s'aturà en l'heli-4, a causa del fet que la combinació de les espècies més abundants: hidrogen, i heli-4 produeixen un nucli inestable de massa A = 5.

La síntesi acaba cap als 1.000 segons després del big bang, amb una temperatura de 3·108 K. Posteriorment, la desintegració del triti en heli-3, mentre els nuclis de massa A = 7 acabaren transformats en liti-7, produïren un univers compost majorment per hidrogen i heli-4; amb traces de deuteri, heli-3, i liti-7. La contribució del big bang a la síntesi de liti-6, beril·li-9, bor-10, o bor-11, és purament marginal, amb comparació amb altres processos de síntesi. La resta d'elements de la taula periòdica haurien d'esperar a ser sintetitzats dins el si dels estels, autèntics forns nuclears.

Nucleosíntesi
Big Bang